Gama astronomija

Izvori

Detekcija

Razlog što su kosmički zraci slabo detektovani je taj što galaksije i međugalaktički prostor sadrže magnetna polja koja iskrivljuju putanje tih zraka. Međutim, Gama zraci nisu naelektrisani pa se javljaju mogućnosti za detekciju njihovih izvora. Prvi sateliti koji su otkrili Gama zračenje bili su iz američke serije "Vela", tajnog vojnog programa za otkrivanje nuklearnih eksplozija na zemljinoj površini. Godine 1967. počeli su da beleže iznenadne bljeskove Gama zraka koji su dopirali iz Kosmosa a ne sa Zemlje. Kasnije u tu svrhu počinju da se koriste i orbitalne stanice, supermlazni avioni sa detektorima, itd. Gama zraci su fotoni sa kratkim talasnim dužinama i visokim energijama koje se mere u milionima, bilionima i trilionima eV (radi poređenja, zračenja u medicini imaju energiju od nekoliko desetina hiljada eV). Oni se apsorbuju u atmosferi već na 40 km tako da većinu onoga što znamo o njima je otkriveno putem teleskopa na svemirskim letelicama od kojih je CGRO (Comptor Gamma-Roy Observatory) bio najuspešniji. Takvi instrumenti detektuju fotone reda milioni i milijardi eV, a Gama zraci sa većim energijama (nekoliko biliona eV) stižu u jako malom broju da se teško klasifikuju ili ostaju čak i neidentifikovani. Međutim, oni se mogu opaziti indirektno na zemlji, putem svetlosti koja nastaje kada prodru u atmosferu. Stvaraju se snopovi elektrona i pozitrona zajedno sa Gama zracima nižih energija kao ogromni pljuskovi energetskih čestica i što se više približavaju zemlji zrače slabijom energijom. Pri tome se javlja plava svetlost poznata kao Cerenkovo zračenje (po ruskom fizičaru koji je 30-tih godina proučavao ovaj efekat). Iako Gama zraci sami po sebi ne mogu dospeti do Zemlje, Cernikovi fotoni mogu i oni su prvi dovedeni u vezu sa kosmičkim česticama.

Počeci gama astronomije

Pedesetih godina su tražene razlike u vremenu pristizanja kosmičkih zraka u Horvelu (Britanija). Detektovali su ih Gajgerovim brojačima raštrkanim po zemlji koji su beležili Cerenkovu svetlost veličine 1 lučne minute. Efekat je bio slab, ali konstantan. Godine 1953. su se zapitali da li kratak bljesak Cerenkovog svetla mora uvek da prati svaki pljusak Gama zraka. Uzeli su parabolično ogledalo prečnika 30 cm i smestili ga u kantu za đubre. U njegovom fokusu stavili su cev fotomultiplikatora. Ovo čudo, koje se jedva može nazvati teleskopom stavili su blizu Gajgerovih brojača. Vec prve noći zabeleženi su jaki pulsevi sa učestalošću od 1/2 min. koji su se podudarali sa detekcijama Gajgerovog brojača tj. da su stvarno povezani sa kosmičkim zračenjima. Ovaj "atmosferski" detektor zatvarao je oblast od 200 m u prečniku što je skoro milion puta bilo više od foto-netrijskog ogledala u Norvelu i njegove mase od oko 500.000 tona koja znatno nadmašuje sve što bi bilo lako sagraditi a kamoli dići izvan zemljine atmosfere. U toku sledećih 15 godina Cerenkovi detektori su usavršeni i rašireni širom sveta, ali ironija je što nijedan izvor nije nađen stoga što ostalo pozadinsko kosmičko zračenje daleko nadmašuje Gama događaje više od hiljadu puta. Ovaj problem mogao je biti rešen na dva načina. Prvi je baziran na geometriji. Ako bi se posmatrao pljusak pojavio bi se produžen osim ako nije u zenitu, tačno iznad nas. Ako se javi više pljuskova iz jednog Gama izvora njihove glavne ose bi se presekle gde imamo radijan iz koga prividno izleću. Drugo jeste to da se različiti talasi drugačije razvijaju u atmosferi.  Gama zraci će početi da se rasipaju na većim visinama ali manje će se rasuti od drugih kosmičkih zraka - videće se pod manjim uglom.  Da bi se iskoristile ove razlike, upotrebljeni su optički kolektori velikih prečnika i sa dobrom rezolucijom. Godine 1968. izgrađen je Wipple optički reflekor od 248 heksagonalnih ogledala prečnika 10 m. U primarnom fokusu nalazilo se više od 100 fotocevi omogućujući rezoluciji 1/4o. U jednoj noći mogao je biti pokrenut 10 puta u sekundi i snimiti 500.000 pojedinačnih slika. Zadatak je bio da se identifikuje bar jedna od hiljadu pojava koja potiče od gama zraka. Pomoću ovog teleskopa uspešno se odbacuje 99% pozadinskog zračenja a za polovinu ostatka se može reći da su sigurno Gama zraci.

Posmatrani izvori

Prvi locirani izvor otkriven je 1966. i to u maglini Rakovica - ostatku supernove. Registrovano je sinhrotrono zračenje koje potiče od kretanja elektrona oko magnetnog polja magline. Iako su magnetna polja ostataka supernovi slaba u poređenju sa onima u zemaljskim ciklotronima, pulsar u maglini bi mogao biti izvor visokoenergetskih elektrona koji se sudaraju sa protonima i stvaraju gama zrake. Kasnije se interesovanje prabacilo i na vangalaktičke izvore. Kao snažan izvor detektovan sa zemlje putem Wipple teleskopa bilo je jezgro Makariana 421, donovske eliptične galaksije udaljene 400 miliona svetlosnih godina. Pretpostavlja se da je jezgro Makarian 421-blazar-masivna crna rupa koja izbacuje mlazeve relativističkih čestica sa svojih polova. Jedan od mlazeva je direktno usmeren na Solarni sistem. Pljusak varira u periodu od 2 dana što se slaže sa promenama na drugim talasnim dužinama

VRH